viernes, 28 de mayo de 2010
miércoles, 26 de mayo de 2010
Aguyeros Negros
Agujeros Negros
Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.
Mientras algunas estrellas se extinguen convirtiéndose simplemente en una enana negra, otras acaban violentamente: la causa sigue siendo un misterio. Podría ser que, al convertirse el interior de una estrella de unas 8 masas solares en Hierro y Níquel a causa de las reacciones termonucleares, es imposible la producción de mas energía por fusión. Entonces, la gravedad provoca el colapso del núcleo, con la consiguiente subida de temperatura: el recalentadísimo núcleo termina convirtiéndose en helio y neutrones. El índice de colapso se acelera y el material externo se acelera a su vez o suficiente para producir la explosión del combustible nuclear existente. Los estratos exteriores saltan en forma de explosión de supernova, dispersando sus elementos pesados y el interior colapsa.
Las estrellas de una masa estelar preexplosiva de 8 masas solares o mas que colapsan tras la explosión, no se detienen a veces en la fase de enana blanca o de estrella de neutrones. Al no evitar nada aparentemente que la gravedad colapse los restos hacia una densidad cada vez mayor y un tamaño cada vez menor, llega un momento en que la atracción gravitatoria de la masa es tan intensa que no permite escapar ni la luz: los restos se han convertido en un agujero negro, del que al parecer, nada puede escapar.
El tamaño a que tienen que colapsar esos restos para que la atracción gravitatoria pueda llegar a evitar incluso la fuga de la luz es de unos 3 Km. (radio de Schwarzschild) a partir de unos restos de masa solar. Y continua el colapso, imperceptible, hasta llegar al tamaño cero. El considerable campo de atracción de un objeto semejante puede ejercer un efecto poderoso en las estrellas vecinas, aunque aquel sea invisible a cualquier longitud de onda.
Un agujero negro pierde algo de su masa y sigue haciéndolo, hasta estallar en una intensa erupción de rayos . El índice de evaporación de los agujeros negros depende del cuadrado de su masa un agujero negro de 8 masas solares tarda en evaporarse 1071 años.
Cúmulos Estelares
Un breve vistazo al firmamento revela que la distribución de las estrellas no es regular. Hay zonas muy poco pobladas y otras, en cambio contienen muchísimas, tendiendo a formar cúmulos (agrupaciones). Estos son de dos tipos distintos: abiertos (o galácticos) y globulares, si bien cada uno de ellos es fundamental-mente diferente en cuanto a naturaleza y aspecto.
Cúmulos Abiertos
Hay mas de mil cúmulos abiertos en nuestra galaxia. En su mayoría son conocidos solo por su numero de catalogo, pero algunos de los mas familiares están bautizados como las pléyades, grupo de estrellas jóvenes blanco-azuladas y muy calientes de la constelación de Taurus. Las seis estrellas mas luminosas se aprecian a simple vista y los telescopios modernos revelan cientos de ellas en ese cúmulo. Otro cúmulo abierto de la misma parte del cielo es el de las Híades; sus estrellas mas prominentes forman la “V” que perfila la cara de Taurus (el toro). (Fig.8)
Un cúmulo abierto suele incluir cientos de estrellas distinguibles entremezcladas con acusadas manchas de polvo. Un cúmulo entero rara vez mide mas de 10 pársecs de anchura.
Cúmulos Globulares
Unos pocos cúmulos globulares brillan suficientemente para destacar a simple vista y parecen bolas de luz borrosas. Pero el telescopio nos revela son sistemas estelares esféricos que contienen entre 10 000 estrellas y un millón. Se ven mas apiñadas en las partes centrales y aparecen mas dispersas hacia la periferia. Las estrellas están tan apiñadas en el centro de un cúmulo, que si la tierra estuviera situada allí, las estrellas mas próximas estarían a meses luz de distancia, y la luminosidad del cielo de noche seria comparable siempre a la de una luna llena.
Un cúmulo entero tiene un diámetro medio de 100 pársecs (poco espacio para tantas estrellas) y no contiene gas interestelar. En nuestra galaxia hay solo unos 125 cúmulos globulares .
Los astrónomos han observado recientemente que unos cuantos cúmulos globulares están asociados con intensas explosiones de rayos X. Cada uno emite como un millón de veces mas energía que la que irradia el Sol en un tiempo similar. Una interpretación actual del echo es que puede existir un agujero negro de gran masa en el centro de muchos cúmulos globulares.
Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia.
Mientras algunas estrellas se extinguen convirtiéndose simplemente en una enana negra, otras acaban violentamente: la causa sigue siendo un misterio. Podría ser que, al convertirse el interior de una estrella de unas 8 masas solares en Hierro y Níquel a causa de las reacciones termonucleares, es imposible la producción de mas energía por fusión. Entonces, la gravedad provoca el colapso del núcleo, con la consiguiente subida de temperatura: el recalentadísimo núcleo termina convirtiéndose en helio y neutrones. El índice de colapso se acelera y el material externo se acelera a su vez o suficiente para producir la explosión del combustible nuclear existente. Los estratos exteriores saltan en forma de explosión de supernova, dispersando sus elementos pesados y el interior colapsa.
Las estrellas de una masa estelar preexplosiva de 8 masas solares o mas que colapsan tras la explosión, no se detienen a veces en la fase de enana blanca o de estrella de neutrones. Al no evitar nada aparentemente que la gravedad colapse los restos hacia una densidad cada vez mayor y un tamaño cada vez menor, llega un momento en que la atracción gravitatoria de la masa es tan intensa que no permite escapar ni la luz: los restos se han convertido en un agujero negro, del que al parecer, nada puede escapar.
El tamaño a que tienen que colapsar esos restos para que la atracción gravitatoria pueda llegar a evitar incluso la fuga de la luz es de unos 3 Km. (radio de Schwarzschild) a partir de unos restos de masa solar. Y continua el colapso, imperceptible, hasta llegar al tamaño cero. El considerable campo de atracción de un objeto semejante puede ejercer un efecto poderoso en las estrellas vecinas, aunque aquel sea invisible a cualquier longitud de onda.
Un agujero negro pierde algo de su masa y sigue haciéndolo, hasta estallar en una intensa erupción de rayos . El índice de evaporación de los agujeros negros depende del cuadrado de su masa un agujero negro de 8 masas solares tarda en evaporarse 1071 años.
Cúmulos Estelares
Un breve vistazo al firmamento revela que la distribución de las estrellas no es regular. Hay zonas muy poco pobladas y otras, en cambio contienen muchísimas, tendiendo a formar cúmulos (agrupaciones). Estos son de dos tipos distintos: abiertos (o galácticos) y globulares, si bien cada uno de ellos es fundamental-mente diferente en cuanto a naturaleza y aspecto.
Cúmulos Abiertos
Hay mas de mil cúmulos abiertos en nuestra galaxia. En su mayoría son conocidos solo por su numero de catalogo, pero algunos de los mas familiares están bautizados como las pléyades, grupo de estrellas jóvenes blanco-azuladas y muy calientes de la constelación de Taurus. Las seis estrellas mas luminosas se aprecian a simple vista y los telescopios modernos revelan cientos de ellas en ese cúmulo. Otro cúmulo abierto de la misma parte del cielo es el de las Híades; sus estrellas mas prominentes forman la “V” que perfila la cara de Taurus (el toro). (Fig.8)
Un cúmulo abierto suele incluir cientos de estrellas distinguibles entremezcladas con acusadas manchas de polvo. Un cúmulo entero rara vez mide mas de 10 pársecs de anchura.
Cúmulos Globulares
Unos pocos cúmulos globulares brillan suficientemente para destacar a simple vista y parecen bolas de luz borrosas. Pero el telescopio nos revela son sistemas estelares esféricos que contienen entre 10 000 estrellas y un millón. Se ven mas apiñadas en las partes centrales y aparecen mas dispersas hacia la periferia. Las estrellas están tan apiñadas en el centro de un cúmulo, que si la tierra estuviera situada allí, las estrellas mas próximas estarían a meses luz de distancia, y la luminosidad del cielo de noche seria comparable siempre a la de una luna llena.
Un cúmulo entero tiene un diámetro medio de 100 pársecs (poco espacio para tantas estrellas) y no contiene gas interestelar. En nuestra galaxia hay solo unos 125 cúmulos globulares .
Los astrónomos han observado recientemente que unos cuantos cúmulos globulares están asociados con intensas explosiones de rayos X. Cada uno emite como un millón de veces mas energía que la que irradia el Sol en un tiempo similar. Una interpretación actual del echo es que puede existir un agujero negro de gran masa en el centro de muchos cúmulos globulares.
Gigantes Rojas
Al consumirse el hidrógeno combustible en una estrella, su producción de energía disminuye, y el núcleo inicia su colapso. El hidrógeno no quemado de la periferia se convierte gradualmente en helio (que se acumula en el núcleo) y la radiación resultante detiene la contracción general.
Pero el colapso del núcleo prosigue hasta alcanzar una temperatura aun mayor, para quemar el helio y producir más elementos más pesados. Ese proceso continua hasta que el núcleo de helio alcanza del 10 al 15% de toda la masa de la estrella, cuando alcanza el limite de Schönberg-Chandrasekhar (2) momento en que el núcleo tiene que empezar a contraerse. Bajo su propio peso y el de las capas externas, el núcleo se contrae rápidamente, la envoltura circundante se expande y la estrella se convierte en una gigante roja. En ese tiempo, el núcleo en contracción se calienta hasta el punto que el helio que contieney produce carbono: este impide que el núcleo sigue colapsando. En unos cuantos cientos de millones de años la estrella se expande y se convierte en una gigante roja, muy luminosa, aunque relativamente fría. Por ejemplo; el sol alcanzara esa fase dentro de 5000 millones de años y será tan grande que engullirá la tierra.
Chandrasekhar calculo que una estrella fría de mas de aproximadamente una vez y media la masa del sol no seria capas de soportar su propia gravedad (limite de Chandrasekhar ) ; o sea que la masa del núcleo de helio de una estrella, sea del 10 al 15 % de su masa total.
Enanas Blancas
Una estrella puede permanecer como gigante y supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca. Es una estrella pequeña (del tamaño, mas o menos, de la tierra), pero 1 000 000 mas densa que el agua, con una temperatura superficial de pocas decenas de miles de grados, y luminosidad muy baja: unas mil veces inferior a la del sol.
Enana Negra
Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final en esa fase de menos de 1.4 masas solares (limite de Chandrasekhar), su colapso se detiene en la fase de enana blanca. El movimiento de los electrones en su interior ejerce una presión hacia fuera (presión de degeneración) (3) contra la fuerza gravitatoria, que de otro modo haría que la estrella colapsase mas. Con el tiempo, se radían el calor y la luz restantes, y la estrella se convierte en una enana negra.
Aunque una estrella inicie su actividad con una masa muy superior al limite de Chandrasekhar, es posible que su colapso final se detenga en la fase de enana blanca si puede eliminar su exceso de masa en algún momento. La presión de radiación por ejemplo, crea un viento estelar que puede aventar ese material al exterior. De ahí se forman las nebulosas planetarias, y su estrella madre puede terminar con una masa al limite de 1.4 de la masa solar. Ese viento estelar se produce con frecuencia en las brillantísimas gigantes rojas. Las estrellas de 4 a 8 masas solares se convierten en supergigantes rojas, que terminan produciendo una explosión de supernova.
Al consumirse el hidrógeno combustible en una estrella, su producción de energía disminuye, y el núcleo inicia su colapso. El hidrógeno no quemado de la periferia se convierte gradualmente en helio (que se acumula en el núcleo) y la radiación resultante detiene la contracción general.
Pero el colapso del núcleo prosigue hasta alcanzar una temperatura aun mayor, para quemar el helio y producir más elementos más pesados. Ese proceso continua hasta que el núcleo de helio alcanza del 10 al 15% de toda la masa de la estrella, cuando alcanza el limite de Schönberg-Chandrasekhar (2) momento en que el núcleo tiene que empezar a contraerse. Bajo su propio peso y el de las capas externas, el núcleo se contrae rápidamente, la envoltura circundante se expande y la estrella se convierte en una gigante roja. En ese tiempo, el núcleo en contracción se calienta hasta el punto que el helio que contiene
Chandrasekhar calculo que una estrella fría de mas de aproximadamente una vez y media la masa del sol no seria capas de soportar su propia gravedad (limite de Chandrasekhar ) ; o sea que la masa del núcleo de helio de una estrella, sea del 10 al 15 % de su masa total.
Enanas Blancas
Una estrella puede permanecer como gigante y supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca. Es una estrella pequeña (del tamaño, mas o menos, de la tierra), pero 1 000 000 mas densa que el agua, con una temperatura superficial de pocas decenas de miles de grados, y luminosidad muy baja: unas mil veces inferior a la del sol.
Enana Negra
Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final en esa fase de menos de 1.4 masas solares (limite de Chandrasekhar), su colapso se detiene en la fase de enana blanca. El movimiento de los electrones en su interior ejerce una presión hacia fuera (presión de degeneración) (3) contra la fuerza gravitatoria, que de otro modo haría que la estrella colapsase mas. Con el tiempo, se radían el calor y la luz restantes, y la estrella se convierte en una enana negra.
Aunque una estrella inicie su actividad con una masa muy superior al limite de Chandrasekhar, es posible que su colapso final se detenga en la fase de enana blanca si puede eliminar su exceso de masa en algún momento. La presión de radiación por ejemplo, crea un viento estelar que puede aventar ese material al exterior. De ahí se forman las nebulosas planetarias, y su estrella madre puede terminar con una masa al limite de 1.4 de la masa solar. Ese viento estelar se produce con frecuencia en las brillantísimas gigantes rojas. Las estrellas de 4 a 8 masas solares se convierten en supergigantes rojas, que terminan produciendo una explosión de supernova.
Estrella Variable
Estrellas variables
Es probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo, algunas estrellas cambian mucho de brillo y se les denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Algunas repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.
Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s.
Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuar. Aunque las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos pocos días unos 100.000 millones de veces más que el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas.
Un ejemplo de esto es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La supernova más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque hubo una en una galaxia cercana que en 1987 llamó mucho la atención.
Muchas estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a cientos de días, siendo todos cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella. Esta relación entre el periodo y la luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y especialmente las supernovas también son medidas de distancia importantes porque su increíble brillantez en su luz máxima hace que se las pueda observar a distancias enormes.
Las estrellas variables son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que desarrolla con el tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando sufren un colapso gravitacional.
La variable eclipsante, mencionada en la sección anterior, cambia más por causas externas que por causas internas. Es típica la estrella Algol, en la constelación Perseo.
Algol es una estrella doble formada por una componente brillante y otra más pálida que giran una alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente del par cae de modo abrupto; una disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos han observado miles de variables eclipsantes, valiosas para medir las masas estelares
Tipos espectrales
Tipos Espectrales
Cuando los astrónomos observan a través de sus telescopios ven miles de millones de estrellas. ¿Cómo le dan sentido a todas estas estrellas? ¿Cómo las clasifican en tipos y cómo pueden ellos decir cuales tipos son comunes y cuáles son raros? Y, lo más importante, ¿cómo usan ellos los tipos estelares que observan para conocer información útil acerca de las estrellas?
Si tu has completado el proyecto Color (en inglés), ya has aprendido una manera de entender las estrellas: las estrellas con diferentes colores tienen diferentes temperaturas. En el proyecto de los Colores observaste las curvas de radiación térmica de varias estrellas. Encontraste las longitudes de onda donde estas curvas alcanzan un máximo y calculaste las temperaturas de las estrellas.
Sin embargo, probablemente te habrás preguntado que sucede cuando la longitud de onda de máxima intensidad de una estrella no es visible en nuestro espectro. Para una estrella muy caliente, la longitud de onda del máximo puede estar en el intervalo de longitudes de onda ultravioletas. Para una estrella muy fría, la longitud de onda del máximo puede estar en el infrarrojo. ¿Tienen los astrónomos otros métodos para encontrar la temperatura de una estrella a partir del espectro, aún cuando la longitud de onda del máximo de dicha estrella es demasiado corta o larga para aparecer en el espectro disponible?
Afortunadamente, si tienen.
Si la radiación térmica fuera la única fuente de luz de la estrella, el espectro estelar sería una suave curva. Sin embargo, espectros estelares reales tienen una serie de picos y valles como se muestra en el espectro de abajo, lo cual significa que parte de su luz viene de radiación "no-térmica" - luz emitida o absorbida por algun proceso diferente que el XXXjostlingXXX al azar de los átomos. En la siguiente sección aprenderás cual es este proceso.
El espectro de abajo, de la base de datos espectrales de SDSS, es un ejemplo típico del espectro de una estrella.
Muchos de estos picos y valles tienen una leyenda sobre ellos. Tu puedes reconocer algunas de estas leyendas como los símbolos de elementos químicos.
Cada estrella tiene un patrón único de picos y valles, y estos patrones pueden ser agrupados en "tipos espectrales" de las estrellas. Los tipos espectrales tradicionales se denotan por las letras O,B,A,F,G,K,M (y algunos nuevos tipos espectrales han sido agregados en los últimos dos años ...veremos más sobre esto más adelante!)
Antes de que descubras lo que significan estas letras, intenta desarrollar tu propio sistema para clasificar estrellas en base a sus espectros.
Cuando los astrónomos observan a través de sus telescopios ven miles de millones de estrellas. ¿Cómo le dan sentido a todas estas estrellas? ¿Cómo las clasifican en tipos y cómo pueden ellos decir cuales tipos son comunes y cuáles son raros? Y, lo más importante, ¿cómo usan ellos los tipos estelares que observan para conocer información útil acerca de las estrellas?
Si tu has completado el proyecto Color (en inglés), ya has aprendido una manera de entender las estrellas: las estrellas con diferentes colores tienen diferentes temperaturas. En el proyecto de los Colores observaste las curvas de radiación térmica de varias estrellas. Encontraste las longitudes de onda donde estas curvas alcanzan un máximo y calculaste las temperaturas de las estrellas.
Sin embargo, probablemente te habrás preguntado que sucede cuando la longitud de onda de máxima intensidad de una estrella no es visible en nuestro espectro. Para una estrella muy caliente, la longitud de onda del máximo puede estar en el intervalo de longitudes de onda ultravioletas. Para una estrella muy fría, la longitud de onda del máximo puede estar en el infrarrojo. ¿Tienen los astrónomos otros métodos para encontrar la temperatura de una estrella a partir del espectro, aún cuando la longitud de onda del máximo de dicha estrella es demasiado corta o larga para aparecer en el espectro disponible?
Afortunadamente, si tienen.
Si la radiación térmica fuera la única fuente de luz de la estrella, el espectro estelar sería una suave curva. Sin embargo, espectros estelares reales tienen una serie de picos y valles como se muestra en el espectro de abajo, lo cual significa que parte de su luz viene de radiación "no-térmica" - luz emitida o absorbida por algun proceso diferente que el XXXjostlingXXX al azar de los átomos. En la siguiente sección aprenderás cual es este proceso.
El espectro de abajo, de la base de datos espectrales de SDSS, es un ejemplo típico del espectro de una estrella.
Muchos de estos picos y valles tienen una leyenda sobre ellos. Tu puedes reconocer algunas de estas leyendas como los símbolos de elementos químicos.
Cada estrella tiene un patrón único de picos y valles, y estos patrones pueden ser agrupados en "tipos espectrales" de las estrellas. Los tipos espectrales tradicionales se denotan por las letras O,B,A,F,G,K,M (y algunos nuevos tipos espectrales han sido agregados en los últimos dos años ...veremos más sobre esto más adelante!)
Antes de que descubras lo que significan estas letras, intenta desarrollar tu propio sistema para clasificar estrellas en base a sus espectros.
Estrella Fugaz
ESTRELLA FUGAZ
Las «estrellas que se caen», son en realidad pequeños trozos de roca, algunos tan pequeños como granos de arena, que están diseminados por el espacio entre los planetas moviéndose a gran velocidad. Cuando esos granitos de polvo chocan contra la atmósfera terrestre, a unos 180.000 kilómetros por hora, el roce con el aire hace que se quemen emitiendo luz y provocando ese trazo luminoso característico que es tan hermoso ver pero que tan poco dura.
Los meteoritos que podemos ver a simple vista tienen una masa de una decenas de gramos; sin embargo, se estima que caen diariamente sobre la Tierra alrededor de miles de millones de meteoritos, aunque son tan pequeños que la masa total es de alrededor de una tonelada (1.000 kilogramos).
Hay épocas en el año en que el número de estrellas fugaces que podemos ver es mucho mayor, en algunos casos llega hasta unas cincuenta por hora. Esto se debe a que la Tierra se está moviendo en una región del espacio más densamente poblada por granos de polvo, produciéndose así una «lluvia de meteoritos». Esta mayor densidad de granos de polvo en una determinada región ha sido provocada por el paso o bien por la destrucción de algunos cometas.
A lo largo de los años, los cometas van llenando su órbita de polvo, y al final de sus vidas, debido a que fueron perdiendo la materia que los forma en cada una de sus órbitas, se rompen desparramando aún más la roca y el hielo que los formaba por el espacio. Cada tanto, la Tierra cruza la que fuera la órbita de algún cometa, chocando contra los restos del mismo y provocando entonces una excepcional lluvia de meteoritos.
Al mirar el cielo en una de esas noches, las estrellas fugaces parecen todas salir de un «punto radiante», ya que por perspectiva las trayectorias paralelas de los meteoritos parecen juntarse en un mismo punto del cielo; por esa razón, se bautiza a la lluvia de meteoritos con el nombre de la constelación en la que se ubica el punto radiante.
Las «estrellas que se caen», son en realidad pequeños trozos de roca, algunos tan pequeños como granos de arena, que están diseminados por el espacio entre los planetas moviéndose a gran velocidad. Cuando esos granitos de polvo chocan contra la atmósfera terrestre, a unos 180.000 kilómetros por hora, el roce con el aire hace que se quemen emitiendo luz y provocando ese trazo luminoso característico que es tan hermoso ver pero que tan poco dura.
Los meteoritos que podemos ver a simple vista tienen una masa de una decenas de gramos; sin embargo, se estima que caen diariamente sobre la Tierra alrededor de miles de millones de meteoritos, aunque son tan pequeños que la masa total es de alrededor de una tonelada (1.000 kilogramos).
Hay épocas en el año en que el número de estrellas fugaces que podemos ver es mucho mayor, en algunos casos llega hasta unas cincuenta por hora. Esto se debe a que la Tierra se está moviendo en una región del espacio más densamente poblada por granos de polvo, produciéndose así una «lluvia de meteoritos». Esta mayor densidad de granos de polvo en una determinada región ha sido provocada por el paso o bien por la destrucción de algunos cometas.
A lo largo de los años, los cometas van llenando su órbita de polvo, y al final de sus vidas, debido a que fueron perdiendo la materia que los forma en cada una de sus órbitas, se rompen desparramando aún más la roca y el hielo que los formaba por el espacio. Cada tanto, la Tierra cruza la que fuera la órbita de algún cometa, chocando contra los restos del mismo y provocando entonces una excepcional lluvia de meteoritos.
Al mirar el cielo en una de esas noches, las estrellas fugaces parecen todas salir de un «punto radiante», ya que por perspectiva las trayectorias paralelas de los meteoritos parecen juntarse en un mismo punto del cielo; por esa razón, se bautiza a la lluvia de meteoritos con el nombre de la constelación en la que se ubica el punto radiante.
viernes, 21 de mayo de 2010
Tipos de Estrellas Espectrales
Tipos Espectrales
El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.
Al dispersar la luz que atraviesa una estrecha ranura se puede observar sobre el espectro una serie de líneas oscuras que lo cruzan, las llamadas líneas espectrales, cada una ocultado cierta parte especifica del espectro. Estos conjuntos de líneas corresponden a ciertos elementos químicos, cada uno perteneciente a uno en especial, y dado que son únicos dependiendo la temperatura es posible determinar la composición de la atmósfera estelar.
Estas líneas son oscuras porque absorben parte de la energía de la estrella, por tanto son llamadas líneas de absorción y se producen cuando la radiación procedente del núcleo de la estrella atraviesa una zona mas fría (mas superficial).
En ocasiones en ciertos espectros son visibles líneas que al contrario de las líneas de absorción brillan mas que el resto del espectro continuo, son las llamadas líneas de emisión, producidas por un gas calentado a cierta temperatura. Esto suele observarse en estrellas que se encuentran rodeadas por una envoltura gaseosa a alta temperatura.
Los tipos espectrales son clasificados por letras, desde la mayor a la menor temperatura de la siguiente manera:
El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.
Al dispersar la luz que atraviesa una estrecha ranura se puede observar sobre el espectro una serie de líneas oscuras que lo cruzan, las llamadas líneas espectrales, cada una ocultado cierta parte especifica del espectro. Estos conjuntos de líneas corresponden a ciertos elementos químicos, cada uno perteneciente a uno en especial, y dado que son únicos dependiendo la temperatura es posible determinar la composición de la atmósfera estelar.
Estas líneas son oscuras porque absorben parte de la energía de la estrella, por tanto son llamadas líneas de absorción y se producen cuando la radiación procedente del núcleo de la estrella atraviesa una zona mas fría (mas superficial).
En ocasiones en ciertos espectros son visibles líneas que al contrario de las líneas de absorción brillan mas que el resto del espectro continuo, son las llamadas líneas de emisión, producidas por un gas calentado a cierta temperatura. Esto suele observarse en estrellas que se encuentran rodeadas por una envoltura gaseosa a alta temperatura.
Los tipos espectrales son clasificados por letras, desde la mayor a la menor temperatura de la siguiente manera:
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